Как рождаются живут и умирают звезды кратко

Обновлено: 03.07.2024

Когда люди смотрят на ночное небо и видят там мерцающие огоньки, то они вряд ли задумываются о том, что мы видим звезды такими, какими они были сотни, тысячи или даже миллионы лет назад.

Именно такой промежуток времени требуется фотонам, чтобы добраться от звезды до Земли. Многие из звезд на ночном небе уже давно мертвы, но мы все еще видим их свет. Некоторые из звезд, что уже родились, до сих пор не появились на ночном небе и фотоны только в пути. Как же рождаются и умирают звезды? Давайте разберемся.

Строительный материал

Чтобы рождение звезды стало возможным, потребуется огромный запас водорода, который является простейшим химическим элементом во Вселенной. Молекула водорода состоит всего лишь из двух атомов, которые в свою очередь состоят из ядра с одним протоном. Там же находится квантовое облако, где обитает единственный электрон.

После Большого Взрыва

Водород стал первым элементом, рожденным после Большого Взрыва. Раскаленная до запредельных температур материя, состоящая их протонов, нейтронов, электронов и других элементарных частиц, постепенно остывала и конденсировалась.

Когда молодая Вселенная начала остывать, то водород стал формироваться в огромных количествах. Понижение температуры позволило электронам объединяться с протонами и формировать молекулы первого водорода.

Современная космологическая модель указывает на то, что этот процесс начался всего лишь через 1 секунду после Большого Взрыва и продолжался около 3 минут. Невероятно, но столь короткого промежутка времени хватило, чтобы Вселенная ощутимо остыла.

Новорожденная Вселенная состояла на 75% из водорода и на 25% из гелия. На данный момент ученые выделяют еще несколько элементов из периодической системы, но их доля была крайне мала и достигала лишь тысячных долей процентов.

Выходит, что строительный материл для звезд готов, но достаточно ли этого? Оказывается, что молекулам еще нужно сконденсироваться настолько, чтобы гравитационные силы, рожденные между ними, смогли запустить термоядерную реакцию.

Когда родилась наша Вселенная, то материя была поразительно равномерно распределена в пространстве и, по всей видимости, это водородное облако в бесконечной тьме так бы и осталось нетронутым, если бы не квантовые флуктуации (любое случайное отклонение какой-либо величины).

Молекулярное облако

Иногда молекулярное облако еще называют звездной колыбелью и под этим термином подразумевают тип межзвездного облака, чья плотность и размер позволяют формироваться молекулам водорода.

Следы молекулярных облаков можно наблюдать и сегодня. Они представляют собой космическое фоновое излучение или межзвездные туманности, насыщенные водородом и гелием. Именно в звездных колыбелях начинают свой жизненный путь звезды, когда плотность газа достигает невероятно высокого уровня.

Итак, плотность молекулярного облака возрастает, а вместе с ней и температура. Молекулы начинают быстрое вращение. Плотность продолжает нарастать, как и вращение, а молекулы водорода начинают сталкиваться друг с другом, испуская в пространство фотоны в инфракрасном спектре.

Зарождение звезды

Газовому облаку нужно где-то 50 млн. лет, чтобы зародилась протозвезда, которая представляет собой плазменный шар, вращающийся на огромной скорости. Молекулы водорода не выдерживают критических температур и начинают разрушаться, формируя отдельные атомы.

Каким-то протозвездам так и не повезет стать полноценными звездами из-за того, что температура в недрах окажется недостаточной для поддержания термоядерного синтеза. Что будет с такими объектами? Они пополнят ряды коричневых карликов, которые за несколько сотен миллионов лет остывают и разрушаются. Их масса относительно невелика и составляют от 1% до 10% от Солнечной массы.

Если протозвезда все же крупная, то процесс коллапса будет продолжаться дальше. Внутренняя температура продолжит рост, пока энергия атомов водорода не достигнет критической отметки. Когда это произойдет, то запустится естественная термоядерная реакция. Плазменный шар начинает излучать тепло, коллапс останавливается и все. Наша звездочка готова!

Жизненный цикл до сверхновой

Ядро перенасыщается гелием и растет, раздувается, масса увеличивается очень быстро! Опять начинается гравитационный коллапс. В момент этой фазы звезда становится красным гигантом. Внутри светила снова запускаются термоядерные реакции и гелий начинается превращаться в углерод, кислород, кремний и так далее до железа.

Если умирающая звезда была достаточно массивной, то возможно зарождение черной дыры. Что такое черная дыра и какие подробности известны ученым на сегодняшний день? Об этом мы говорили в деталях ЗДЕСЬ.

Звёзды рождаются и умирают. Одни встречают старость в облике белого карлика, другие в роли черной дыры или нейтронной звезды.

Наука уже довольно далеко продвинулась в изучении жизненного цикла звёзд и у нас есть достаточно подробная картина их развития. Жизнь любой звезды начинается с молекулярного облака. Это огромные области в сотни световых лет, которые состоят в основном из остатков взорвавшихся звёзд.

Молекулярное облако, иногда называемое также звёздная колыбель (в случае, если в нём рождаются звёзды), — тип межзвёздного облака, чья плотность и размер позволяют в нём образовываться молекулам, обычно водорода (H2).

Под действием сил притяжения где-то внутри облака со временем формируется центр тяжести. Вещество начинает вращаться вокруг центра тяжести и наслаиваться на его поверхность. По ходу этого процесса начинает формироваться сферическое ядро в котором постепенно растёт температура и светимость. Такое образование называется протозвезда . По мере увеличения массы протозвезды, усиливается и гравитация внутри и снаружи космического тела. Частицы всё активней начинают взаимодействовать в недрах, а температура всё продолжает расти.

Протозвёзды — звёзды на завершающем этапе своего формирования, вплоть до момента загорания термоядерных реакций в ядре, после которого сжатие протозвезды прекращается и она становится звездой главной последовательности.

Достигнув ~1.000.000 градусов в звезде начинают возникать первые термоядерные реакции. Водород начинает превращаться в гелий и далее в более тяжелые элементы. Когда термоядерные реакции достигают поверхности, то, обладая достаточной массой, протозвезда начинает светить на порядки ярче и превращается в полноценную молодую звезду. Выгорание водорода в ходе термоядерных реакций - это самый долгий (около 90% жизненного цикла звезды) и самый стабильный этап. Что же происходит с протозвёздами недостаточной массы? Из-за недостатка гравитации термоядерные реакции в их недрах постепенно затихают и они просто начинают остывать.

Что же случается с обычной звездой, когда водород в ней начинает заканчиваться? Дальнейшая судьба такого светила напрямую зависит от его массы и химического состава. Во-первых стоит отметить, что чем меньше масса звезды, тем медленней в ней происходят термоядерные реакции, следовательно такие звёзды живут дольше. Например существуют звёзды размером в половину нашего Солнца, которые ещё ни разу не умирали с момента Большого Взрыва. Такие звёзды называются красными карликами и могут жить десятки миллиардов лет. В конце своей жизни они просто потухнут и превратятся в коричневых карликов.

Для звёзд от половины до десяти масс Солнца после выгорания всего водорода начинается стадия красного гиганта. Во время этой стадии сгорают более тяжелые элементы, нежели водород, и звезда в сотни раз увеличивается в размерах. В конечном итоге звезда сбрасывает красную оболочку, обнажая белое ядро с массой примерно равной половине массы нашего Солнца и радиусом нашей планеты Земля. Такая звезда называется белым карликом и на протяжении миллиардов лет она просто будет выгорать, пока не остынет.

Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара, лишённые собственных источников термоядерной энергии.

Если звезде повезло с массой и она равна 12 и более солнечных масс, то финальная стадия её эволюции характеризуется более экстремальными событиями. В конце этапа красного гиганта звезда не просто сбрасывает верхний слой, а это всё сопровождается огромным взрывом - взрывом сверхновой. Разлетевшееся вещество впоследствии станет строительным веществом для нового поколения звёзд, а возможно и планет. В центре уже остаётся не белый карлик, а сверхплотная нейтронная звезда радиусом 10-20 км, которая является одним из самых интересных небесных тел в космосе.

Нейтро́нная звезда́ — космическое тело, являющееся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов.

Но если масса красного гиганта превышает массу Солнца более чем в 30 раз, то образуется чёрная дыра, поскольку тяжелое ядро, по причине своей массы, начинает сжиматься настолько сильно, что даже свет не может вырваться за горизонт событий этой черной дыры.

Чёрная дыра́ — область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света.

Канал не позиционирует себя как источник стопроцентно правдивой информации, а лишь претендует быть таковым.

Каждая звезда во Вселенной проходит свой жизненный путь — от рождения до смерти. Это называется звездной эволюцией. Для звезд длительность каждого этапа эволюции разная и зависит в основном от размеров звезды и внешних воздействий (наличия рядом другой звезды или звезд и т. п.). Однако последовательность этапов всегда одна и та же.

Схематично рассмотрим все этапы звездной эволюции. Из первичного материала (1) возникают либо звезды малой и средней величины — субгиганты (2), либо сверхгиганты и гипергиганты (3). Со временем они превращаются в красных гигантов (4) или красных супергигантов (5). Наконец, звезды взрываются, образуя планетарную туманность (6) или суперновую звезду (7). После взрыва на месте погибшей звезды небольшого размера остается ее остывающее ядро—белый карлик размером с планету (8). Взрыв красного супергиганта (суперновая звезда) заканчивается образованием черной дыры (9) или нейтронной звезды (10).

Начало

Любая звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвездного газа, оставшегося либо после Большого взрыва, либо после взрыва другой звезды (как вариант — звезд). Главная движущая сила, строящая звезду, — сила гравитации.

Рождение

Постепенно под действием силы гравитации аморфное газообразное облако сжимается, движение частиц в нем ускоряется. В его центре становится все жарче, и вот вспыхивает новая звезда — протозвезда. После этого процесс сжатия облака останавливается.

Развитие

Звезда живет в среднем 5-10 млрд лет. Затем на ней заканчивается основное топливо — водород, в реакцию вступают углерод и гелий. Однако их температура горения намного больше, чем у водорода, поэтому звезда значительно увеличится в размерах и превратится в красный гигант. Естественно, при этом ближайшие к гиганту планеты либо уничтожаются, либо превращаются в пылающие каменные шары.

Гибель

В состоянии красного гиганта ни одна звезда не задерживается долго. Реакция горения гелия и углерода нестабильна. Рано или поздно звезду разрывает со страшной силой, превращающей в пыль остатки планетарной системы.

Будущее вселенной

И раз уж мы проследили, как рождаются и умирают звезды, заглянем в будущее всей нашей расширяющейся Вселенной. С момента Большого взрыва (11) прошло примерно 14 млрд млрд лет (12). Если расширение продолжится с той же скоростью, что и сейчас, то соседние галактики через 100 млрд лет разойдутся на такие расстояния, что перестанут быть видимы (13). Через 100 триллионов миллиардов лет погаснет большая часть звезд, и во Вселенной будут преобладать черные дыры (14). Процесс образования звезд окончательно прекратится через триллион триллионов лет. Вся энергия Большого взрыва исчерпается, и во Вселенной наступит полная темнота (15).

Жизненный цикл звезд зависит от их массы: звезды с низкой массой в конечном итоге превращаются в белых карликов, в то время как жизнь звезд с большой массой заканчивается взрывом сверхновых.

Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания (см. Закон Кулона) и вступить в реакцию термоядерного синтеза (см. Ядерный распад и синтез).

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

В 1920-е годы астрономы открыли, что Вселенная расширяется, а в 1990-е — что она расширяется с.

Над материалом работали

доктор физико-математических наук, заведующий отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН

Читайте также: